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FORMACION Y DINAMICA DE GALAXIAS
Diego García Lambas
Observatorio Astronómico de Cordoba 
Programa IATE-CONICET, CONICOR
ABSTRACT
This paper brieñy reviews some models for galaxy formation and their 
confrontation with observations. The analysis include the cosmological back­
ground, the clustering of mass in galactic halos, and several dynamical and 
photometric properties.
EL CONTEXTO COSMOLOGICO
Entender la formación de las galaxias exige la comprensión de diversos 
fenómenos astrofísicos insertos en un contexto cosmológico definido. Los 
procesos de formación de las galaxias están condicionados por la cosmología 
debido a que la dinámica de sistemas en expansion juega un rol preponder­
ante en el ensamblado de unidades subgalacticas, y ademas, las condiciones 
del medio para la formación estelar están determinadas por los parametros 
del modelo cosmológico. El modelo del Big Bang es actualmente el modelo 
estandard cosmológico soportado por la ley de Hubble (1936), la radiación de 
fondo y sus propiedades (1965-1991), y la teoría de nucleosintesis primordial 
(1940-1992). Con el gráfico de la ñgura 1 podemos ñjar tiempos de partic­
ular interes en la evolución de este modelo tales como la bariogenesis y los 
tiempos de igualdad y desacople de la materia y radiación escenciales en el 
origen de la estructura en el Universo.
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LA MATERIA OBSCURA.
Cuales son las partículas constituyentes del Universo que se ensamblaron 
constituyendo las galaxias?. Tan pronto como fue posible estudiar la dinám­
ica de cúmulos de galaxias se aprecio la existencia de una gran cantidad de 
materia no visible en los mismos.
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Las curvas de rotación de las galaxias en HI revelaron que las galaxias 
están inmersas en un pozo de potencial de tipo isotermo, p(r) íY r*̂ con­
stituidos mayormente por material no luminoso. En la figura 2 mostramos 
algunas curvas de rotación %(r) tipicas en galaxias espirales. La planitud 
de las mismas en escalas grandes muestra la presencia de la materia obscura 
dado que en equilibrio rotacional %(r) = [GM<,./r] donde es la masa 
total incluida a distancia r del centro si tenemos cuenta que mas alia de 10 
kpc el brillo de las galaxias es despreciable.
Figura 2. Curvas de rotación tipicas de galaxias espirales
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Estudios de la dinámica de las galaxias y su distribución espacial per­
mite estimar el parametro de densidad mediante la teoria lineal teniendo en 
cuenta que - Los valores encontrados por métodos dinámi­
cos y otras estimas tales como la utilización de recuentos de fuentes para la 
determinación de la variación del elemento de volumen con el redshift ron­
dan Q 2^ 0.2 — 1. La masa asociada a las regiones luminosas de las galaxias 
implican solamente Q 2^ 0.03 implicando que las estrellas no contribuyen sen­
siblemente a la masa total del Universo tal como uno esperaria basándonos 
en el sistema solar. Por otra parte la teoria de nucleosintesis exige que la 
densidad media del Universo en forma de bariones y la constante de Hubble 
# = 100/^m/.s/Mpc satisfagan 0.003 < < 0.05 para poder compat-
ibilizar la teoria con las abundancias observadas de elementos. Debemos 
concluir entonces que la dinámica del Universo debe encontrarse dominado 
por partículas que no intervienen activamente en la formación de los áto­
mos. Las galaxias y su historia dinámica están asi determinadas, al menos 
en tiempos primitivos, por la evolución de esa componente dominante.
FLUCTUACIONES PRIMORDIALES
En el marco teórico, el comportamiento dinámico de las fluctuaciones en 
densidad esta determinado por la magnitud de la dispersion de velocidades 
v relativa al substratum en el tiempo t para el cual la densidad de materia 
iguala a la densidad de radiación A partir de teq, Pr < y las 
fluctuaciones en densidad puedan crecer por inestabilidad gravitacional 
generando la estructura en ei Universo. De esta manera se distinguen dos 
comportamientos extremos: materia fria (Cold dark matter, CDM, v << c) 
o materia caliente (Hot dark matter, HDM, v c) En el modelo HDM 
la partícula natural es el neutrino masivo con masa mu 2^ 30ev y donde 
las galaxias se originan mediante procesos de fragmentación de grandes es­
tructuras planas llamados usualmente panqueques. Sin embargo los análisis 
estadisticos de las observaciones revelan la no viabilidad del modelo debido 
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fundamentalmente a que los remanentes de estos panqueques se encontrarían 
al presente ingresando a la etapa no-lineal mientras que las edades de quasars 
y galaxias exigen que este proceso hubiera ocurrido anterior a z 3.
El modelo CDM no posee un candidato natural como el HDM debiendo 
invocarse la presencia de partículas no descubiertas aun. El modelo CDM 
estandard esta deñnido con condiciones "naturales", Q = 1,A = 0, inde­
pendencia primordial de las fluctuaciones métricas con la escala,
distribución gaussiana de las amplitudes de las ñuctuaciones y fases aleato­
rias en la descomposición de Fourier del espectro de potencia. Cualquier 
modificación a este modelo debe hacerse en desmedro de la "naturalidad" 
del mismo. Por otra parte el modelo inflacionario, que resuelve problemas 
fundamentales de la cosmología tales como causalidad de regiones disconexas 
, planitud del Universo, Q = 1, y ausencia de monopolos magnéticos; predice 
las condiciones "naturales" del CDM teniendo solo un parametro libre, la 
amplitud del espectro de ñuctuaciones. El reciente descubrimiento de las 
ñuctuaciones en la radiación de fondo por el satélite COBE da apoyo a la 
teoria CDM natural, pues tanto la amplitud lO""* , como la dependencia 
con la escala son consistentes quedando por resolverse problemas relacionados 
con análisis estadísticos de la distribución de galaxias.
FORMACION DE LAS GALAXIAS
Si nos mantenemos en el esquema CDM natural la distribución de masa 
esta unívocamente determinada a un dado factor de expansion. Resta la 
identiñcacion de las galaxias y sus propiedades.
Las simulaciones numéricas mas detalladas realizadas para estudiar la 
distribución de masa en gran escala han sido realizadas en los últimos anos. 
Los 'halos' galácticos que se forman en este esquema particular de agregación 
jerárquica poseen curvas de rotación Ve planas a distancias de decenas de 
kpc, consistentes con las observaciones en galaxias espirales. Las funciones de 
correlación de los halos y la densidad espacial de halos con una dada velocidad 
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circular son compatibles con las determinaciones modernas de correlaciones 
espaciales, función de luminosidad y la ley de Tully-Fisher. El punto débil 
del modelo es la función de correlación en escalas de mas de 50 Mpc, donde 
el modelo predice una correlación nula o negativa frente a un pequeño valor 
10-2 de las observaciones , si bien los errores no tomados en cuenta en estas 
determinaciones tan precisas pueden eliminar la aparente contradicción. A 
pesar de las virtudes mencionadas del modelo CDM, la formación de galaxias 
en los 'halos' no esta especificada y nos podemos formular entre otras las 
siguientes preguntas: cuan estables son las galaxias en los halos con multiples 
entidades?, cual es la importancia de supernovas en la evolución posterior?, 
cuales son los parametros mas relevantes en la determinación de la morfología 
de una galaxia?, etc.
Los contrastes de densidad en las regiones internas a lkpc de las galaxias 
son varios ordenes de magnitud superiores a lo que esperaríamos si la forma­
ción estelar hubiera sido originada antes del esamblamiento de las galaxias, 
es decir si el colapso hubiese sido no disipativo. Un correcto tratamiento 
del problema necesariamente incluye la dinámica gaseosa y la posibilidad de 
perdida de energías por via radiativa.
La formación estelar causa una modificación substancial en la dinámica 
gaseosa debido a la inyección de energía al medio gaseoso por parte de las 
explosiones de supernovas, que según la teoria de evolución estelar tiene una 
alta frecuencia 0.01 SN/Mo.
Las simulaciones que utilizan dinámica gaseosa hastael presente han dado 
resultados que si bien son preliminares permiten vislumbrar en un futuro no 
muy lejano la solución de numerosos problemas pendientes. La disipación 
radiativa de energía del gas es escencialmente via radiación de frenado de 
"electrones libres. El gas se libera de energía, se enfria y se concentra en los 
centros de los halos. Este gas frió se encuentra en condiciones de fragmentarse 
y comenzar la formación masiva de estrellas. Diferentes autores adoptan 
diferentes criterios para, la fragmentación del gas para estudiar la formación 
estelar. El consenso general es el de adoptar una tasa de formación estelar 
con c = 1.5 — 3. Si la formación estelar es inducida por
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colisiones entre nubes gaseosas entonces e = 1.5. Para la distribución f(m) de 
masas estelares €s usualmente adoptada la de la vecindad solar consistente 
con /(m) = si bien se estima que esta ley puede variar con las
diferentes condiciones prevalecientes en el medio intra-halo en altos redshifts.
Las propiedades fotometricas de las galaxias pueden ser analizadas sigu­
iendo los trazos evolutivos estelares. Entre los análisis de interes se encuentra 
el brillo de las galaxias en el infrarrojo en alto redshift y el efecto de las fu­
siones.Las fusiones de subestructuras tiene una importancia fundamental en 
la formación de las galaxias pues durante una colisión se producen ondas 
de choque en el gas que generan una masiva formación estelar. Por otra 
parte la inyección de energia por parte de las supernovas puede interrumpir 
la continuidad de estructuras jerárquicas discoidales e inducir la formación 
de galaxias elípticas.
Mostramos en la ñgura 3 la distribución espacial proyectada de halos 
galácticos obtenidos a partir de una simulación realizada según el espectro 
de ñuctuaciones CDM, las épocas correponden a z=1.5 y z=0.
Figura 3. Halos galácticos en CDM
M. Abadi, M. Mosconi, P. Tissera y D. G.Lambas, 1992.
La evolución temporal de la fracción de estrellas formadas en halos galac- 
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ticos, se corresponde con una. tasa media de formación estelar de anuale 
En la figura 4 se muestra la distribución de colores U-B, B-V de las galaxia 
obtenidas en la simulación y su comparación con los colores observados e 
galaxias extraidas del catalogo RCIII. Podemos constatar que existe un bue 
acuerdo entre los resultados de los modelos y las observaciones.
B-V
Colores U,B,V en los modelos de M. Mosconi, P. Tissera y D.G. Lambas, 1 
La relación mas notable entre la dinámica y el brillo de una galaxia es
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relación de Tully-Fisher entre la magnitud absoluta y la velocidad circular. 
En la ñgura 5 se muestra esta relación obtenida para las simulaciones y su 
confrontación con las observaciones donde podemos apreciar un excelente 
acuerdo entre ambas.
20
' i
. 0 2.0
5. Relación Tuily-Fisher para ios modelos de M. Mosconi,
P Tissera y D.G. Lambas, 1992.
La morfología de las galaxias pueden ser analizada mediante simulaciones 
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numéricas hidrodinámicas que si bien en estado preliminar muestran compor­
tamientos razonables y promisorios. En la figura 6 vemos el estadio evolutivo 
final de un sistema de materia obscura y gas según N. Katz, 1989, donde se 
aprecia la formación de un disco dominado gas y un halo por la materia 
obscura.
Podemos concluir que diversas propiedades fundamentales de las galaxias 
pueden ser comprendidas en el marco jerárquico descripto en esta revision. 
Numerosos puntos débiles restan ser analizados mediante técnicas mas de­
talladas que requieren computos de la dinámica gaseosa y formación estelar 
de gran complejidad.
Distribución de gas y masa oscura en un halo según Katz, 1989
dark particies
gas
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REFERENCIAS
Abadi M., Tissera P. Lambas D.G. (1992), MNRAS, in press.
Carlberg R.G. <S¿ Couchman H.M.P. (1989), Ap.J. 340, 47.
Frenk. C., White S.D.M., Davis M. & Efstathiou G., (1988) Ap.J. 327, 
507.
Katz N. (1989), Ph.D. Thesis, Princeton University.
Mosconi M., Tissera P., Lambas D.G. (1992) trabajo en ejecución.
Peebles P.J.E. (1980). "The Large Scale Structure of the Universe", 
Princeton University Press.
Sersic J.L. "Extragalctic Astronomy", (1980), Reidel.
White & Frenk, (1991) Ap.J. 379, 52.
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